Американская станция "Амундсен-Скотт" на Южном Полюсе: кемпинг для инопланетян или станция слежения за Нибиру? Домыслы и реальность

«Словно мухи тут и там, ходят слухи по домам, а беззубые старушки их разносят по умам»

В.Высоцкий

В последнее время в Интернете среди прочих «городских легенд» мигрируют с ресурса на ресурс по меньшей мере странные сообщения, так или иначе связанные с американской полярной станцией «Амундсен-Скотт».  Она расположена в Антарктиде в точке, совпадающей с Южным географическим полюсом. Информативность такого рода сведений многократно растиражированных сторонниками конспирологических теорий зависит только от фантазии того или иного автора. Поэтому не буду утруждать себя публикацией ссылок на такие источники, ограничившись лишь кратким пересказом версий.

1. На южном полюсе строится подледный бункер-«гостиница» для размещения инопланетных высокопоставленных визитеров, чье прибытие на Землю ожидается в ближайшем будущем.

2. На южном полюсе США построило SPT (South Pole Telescope) - новую станцию слежения за Планетой Х/Нибиру.

В материале, изложенном ниже, я не пытался докопаться до первопричин, побудивших различных авторов сделать предположения такого рода. Также я не ставил себе целью доказывать ошибочность и показывать нелепость этих инсинуаций. Прежде всего потому, что это весьма бесполезное занятие - ибо «творцы сущностей» «наплодят» новых, а те кто безгранично и слепо им верит, только укрепятся в своей вере.

По этим причинам я ограничусь размещением информации о двух научно-исследовательских проектах, реализуемых в Антарктиде на Южном Полюсе - строящемся нейтринном «телескопе» IceCube и уже действующем с февраля 2007г. SPT, который предназначен для изучения реликтового излучения.

1. Амундсен-Скотт - американская антарктическая станция. Краткая справка.

Американская научно-исследовательская станция «Амундсен-Скотт» расположена на вершине антарктического ледяного купола, на высоте над уровнем моря примерно около 2850 м. Когда она впервые начала свою работу в 1956г., то находилась точно на Южном географическом полюсе. Однако в настоящее время за счет дрейфа ледника местоположение первых объектов станции сместилось примерно на сотню метров в сторону от «точки» полюса. Станция получила свое название в честь первооткрывателей южного полюса - Р.Амундсена и Р.Скотта, достигнувших цели в 1911-1912гг. Среднегодовая температура - около −49°С. После введения в эксплуатацию третьей очереди, на станции могут размещаться до 150 человек летом и около 50 - зимой.

Виртуальное путешествие по станции можно совершить здесь.

2. Нейтринные «телескопы»

Нейтрино, благодаря слабому взаимодействию с веществом, может выходить из объектов не прозрачных для других видов излучения и, следовательно, может дать важную информацию о процессах внутри них.

Основные направления исследований в области нейтринной астрофизики, проводимые в настоящее время:

1. Исследование внутреннего строения Солнца.

2. Исследование гравитационного коллапса массивных звезд.

3. Поиск нейтрино от объектов, в которых, по-видимому, происходит ускорение космических лучей, таких как бинарные звездные системы, туманности, образовавшиеся после взрыва сверхновых звезд, ядра активных галактик, источники гамма-всплесков.

4. Поиск темной материи с помощью нейтрино.

5.Исследование нейтринных осцилляций, использующее в качестве источника атмосферные нейтрино или солнечные нейтрино.

6. Поиск нейтрино из недр Земли (геонейтрино).

7. Исследование темпа формирования массивных звезд в ранние эпохи по диффузному потоку нейтрино от всех гравитационных коллапсов

В июне 2005г. было решено объединить самые крупные детекторы нейтрино на четырех континентах (Super-Kamiokande в Японии, Sudbury Neutrino Observatory в Канаде, Large Volume Detector в Италии и Antarctic Muon and Neutrino Detector на Южном полюсе Земли) в единую сеть, получившую название SNEWS (SuperNova Early Warning System). Результаты круглосуточного мониторинга направляются на центральный компьютер, расположенный в Брукхевенской национальной лаборатории в США. Цель эксперимента - впервые дать заблаговременный и, главное, достоверный прогноз вспышкам сверхновых в нашей Галактике.

В России исследованиями в области физики элементарных частиц, атомного ядра, физики космических лучей и нейтринной астрофизики ведает Институт ядерных исследований Российской Академии наук, образованный постановлением Президиума Академии наук от 24 декабря 1970г. на основе решения Правительства, принятого по инициативе Отделения ядерной физики. Институт является пионером в развитии исследований в области подземной и глубоководной физики нейтрино. На Северном Кавказе Институтом построена Баксанская нейтринная обсерватория с комплексом крупномасштабных подземных нейтринных телескопов (галлий-германиевого) и наземных установок большой площади для исследований в области физики солнечных нейтрино, физики космических лучей и нейтринной астрофизики. На озере Байкал Институтом создан первый в мире стационарный глубоководный нейтринный телескоп для регистрации нейтрино высоких энергий, проходящих сквозь земной шар.

2.1. Подземные нейтринные «телескопы»

Методика регистрации заряженных частиц, рожденных при взаимодействии нейтрино, самая разнообразная - сцинтилляционные баки (Баксанский сцинтилляционный телескоп), стримерные трубки (установка MACRO), регистрация черенковского света в воде (установки Super-Kamiokande и SNO). Энергетический порог установок 510 МэВ. Для уменьшения фона от атмосферных мюонов нейтринные телескопы размещают в помещениях, экранированных от поверхности слоем грунта толщиной 1-2км. Следует отметить, что ряд установок (IMB, NUSEX, FREJUS, SOUDAN) создавались в 80-е годы прежде всего для поиска распада протона.

Наибольшим из существующих подземных нейтринных телескопов является водный черенковский детектор Super-Kamiokande (Япония). Детектор представляет собой стальной цилиндрический резервуар (высотой 41 м и диаметром 38м), наполненный водой. Полная масса воды 50 тыс. т. Внутренний объем просматривается 11 тысячами фотоумножителей с диаметром фотокатода 50см, равномерно размещенных по внутренней поверхности резервуара. Площадь, покрытая фотокатодами фотоумножителей, примерно равна 40% всей внутренней площади резервуара. Снаружи резервуар окружен со всех сторон слоем воды толщиной 2,5м, также просматриваемой фотоумножителями. Большое число фотоумножителей позволяет получать детальный «образ» события и разделять события от взаимодействия мюонных нейтрино с образованием мюона от событий, вызванных взаимодействием электронных нейтрино с электроном в конечном состоянии. Наличие активной защиты дает возможность выделять нейтринные события не только снизу, т.е. от нейтрино прошедших Землю, но и сверху.

2.2. Оптические нейтринные «телескопы» в естественных средах

Идея регистрации нейтрино в природных водоемах по черенковскому излучению рожденного при взаимодействии нейтрино мюона предложена в начале 60-х годов М.А.Марковым (Markov, 1960г.), но только в 90-ые годы идея нашла свое экспериментальное воплощение.

Глубоководный нейтринный телескоп можно представить как систему пространственно разнесенных фотоприемников (фотоумножители с большой площадью фотокатода или гибридные фотоприемники, как например Квазар-370 в Байкальском глубоководном нейтринном телескопе НТ200). Расстояние между фотоприемниками по порядку величины совпадает с длиной поглощения света. Нейтрино и, соответственно, мюоны от нейтрино пересекают детектор со всех направлений, но отделить мюоны от нейтрино от мюонов, рожденных в распадах пионов и каонов, можно только с направлений из нижней полусферы (из-под Земли). Действительно, только нейтрино может пересечь земной шар и родить мюон вблизи поверхности.

Фотоприемники помещают в стеклянные сферы для защиты от внешнего давления воды. Фотоприемник с дополнительной, необходимой для его работы электроникой (источники высокого напряжения, делитель, предусилитель, светодиод для калибровки), принято называть оптическим модулем. Оптические модули крепятся к вертикальному тросу с буем на одном конце и якорем на другом. Трос с оптическими модулями принято называть гирляндой или стрингом (от англ. string).

Начало обсуждения проекта первого глубоководного нейтринного телескопа относится к середине 70-х годов. Проект назывался DUMAND (Deep Underwater Muon and NeutrinoDetection). Предполагалось создать глубоководный нейтринный телескоп в Тихом океане, в 20км от одного из Гавайских островов. В течение работы над этим проектом был заложен методический фундамент будущих экспериментов, но сам проект не был реализован.

С начала 80-х годов на озере Байкал ведутся эксперименты по глубоководной регистрации мюонов и нейтрино. Толчком к развитию работ на Байкале было замечание А.Е.Чудакова, обратившего внимание на то, что наличие прочного льда на озере Байкал в течение почти 2-х месяцев дает возможность сравнительно просто и дешево проводить работы по развертыванию глубоководной установки. В 1998г. был введен в эксплуатацию Байкальский нейтринный телескоп НТ200. Телескоп расположен в южной части озера на расстоянии 3,6км от берега. Центр телескопа расположен на глубине 1150м. Это первый в мире удачный опыт создания глубоководных установок такого масштаба. В настоящее время закончено расширение установки НТ200 до установки НТ200+. В новой конфигурации к телескопу НТ200 добавлены три внешних стринга на расстоянии 100м от центра НТ200. Чувствительность новой установки к нейтрино сверхвысоких энергий возросла в четыре раза. Начато проектирование глубоководного телескопа объемом 1 км3.

Месторасположение НТ200

Схематическое изображение телескопа НТ200. Отдельно показаны 2 пары (4)  оптических модулей и электронный модуль (3), образующие структурную единицу телескопа, "связку". 1 - блок электроники детектора, 5,6 - лазеры, используемые для калибровки.

Экспериментальная схема стринга с детектирующими и управляющими модулями на нем. (SEM - электронный стринговый модуль, DEM - электронный детекторный модуль)

Схема расширенного NT-200+ (показаны профиль и вид сверху)

«Квазар» имеет высокое напряжение внутри колбы - 25кВ, поэтому магнитное поле Земли не искажает траектории фотоэлектронов внутри колбы. «Квазар» имеет очень большой диаметр чувствительного слоя (370мм). Это устройство выдерживает давление до 150 атмосфер на глубине 1100-1200м.

Эффективные площади и объемы нейтринных телескопов в естественных средах существенно превышают площади и объемы подземных установок, а энергетический порог существенно выше - 10100ГэВ. Основные задачи нейтринных телескопов в естественных средах - исследование потока нейтрино высоких и сверхвысоких энергий от космических источников, поиск темной материи, а также поиск экзотических частиц, предсказываемых современной теорией (магнитные монополи, странглеты, Q-боллы)

2.3. Проекты неоптических нейтринных телескопов

Разумной границей объема оптических нейтринных телескопов, по крайней мере на ближайшее 20 лет, является 1 куб. км. Возможные пути увеличения объема нейтринных телескопов и, следовательно, продвижения в область более высоких энергий связаны с регистрацией акустического и высокочастотного (100-1000мГц) радио сигнала от электромагнитных и адронных каскадов. Существование акустических и радиочастотных сигналов от электромагнитных каскадов было предсказано в 1957г Г.Аскарьяном.

В настоящее время акустические детекторы находятся в стадии проектирования и изучения методики выделения полезного сигнала из шумов. Предполагается, что создаваемые оптические нейтринные телескопы (НТ200+, NESTOR, ANTARES, IceCube) будут дополнены детекторами акустических сигналов для расширения эффективного объема регистрации. Обсуждается возможность использования для регистрации каскадов от нейтрино системы гидрофонов, созданных ВМС США вблизи Багамских островов (проект AUTEC) и решетку из акустических антенн, установленную на Камчатке для наблюдения за подводными лодками в Тихом океане (проект AGAM).

Проекты, использующие методику регистрации высокочастотного радиосигнала, развиваются успешнее. Уже несколько лет на Южном полюсе работает установка RICE (Radio Ice Cherenkov Experiment), состоящая из 20-ти антенн, вмороженных в лед. В летний антарктический сезон 2006-2007г. планируется запуск вокруг Южного полюса баллона с установкой, способной регистрировать радиосигналы от взаимодействий нейтрино в толстом антарктическом льду (проект ANITA). С высоты 35км установка будет просматривать огромный объем. Предполагается, что в этом эксперименте удастся зарегистрировать первые события от нейтрино ультравысоких энергий (>1017 эВ). В эксперименте GLUE была сделана попытка зарегистрировать с помощью 2-х радиотелескопов сигнал от взаимодействия нейтрино с Луной.

2.4. Возможности наблюдения сигналов от нейтрино ультравысоких энергий на проектируемых установках ШАЛ

Для исследования космических лучей с энергией выше 1020эВ в Аргентине создается установка Оже (Auger) площадью 3000 кв. км для регистрации широких атмосферных ливней. Активно проектируются установки для регистрации со спутников флюоресцентного света от ШАЛ. Такие установки (зеркало и мозаика фотоумножителей), будут с высоты орбиты (500км) просматривать площадь в десятки раз превышающую площадь установки Оже. В настоящее время существуют три проекта: европейский проект EUSO, американский - OWL и российский КЛПВЭ.

Хотя основная цель новых установок - исследование космических лучей выше границы реликтового обрезания, эти установки представляют интерес и для нейтринной астрофизики ультравысоких энергий.

2.5. Антарктические AMANDA и IceCube - оптические нейтринные «телескопы» в естественных средах

В начале 90-х годов были начаты работы по созданию нейтринного телескопа АМANDA на Южном полюсе, на американской станции «Амундсен-Скотт». Южный полюс покрыт, как известно, льдом толщиной около 3-х км. Реализация проекта стала возможной благодаря уникальной методике создания глубоких (2км!) каналов во льду с помощью горячей воды. Канал замерзает примерно через 2-ое суток и этого времени достаточно для монтажа гирлянды фотоприемников, но поднять и отремонтировать гирлянду уже невозможно. В настоящее время AMANDA состоит из 677 фотоприемников, размещенных на 19 стрингах, и является крупнейшим нейтринным телескопом.

Начаты работы по расширения установки до объема в 1км3. Новая установка IceCube (русск. «Ледяной куб» или «Ледяной кубик», произносится «АйсКьюб») будет состоять из 4800 оптических модулей на 80 стрингах. Над установкой будет расположена установка IceTop для регистрации широких атмосферных ливней от космических лучей.

Обычный телескоп, сделанный из стекла и металла при виде сверху IceCube (ледовый куб) на американской полярной станции «Амундсен- Скотт»

IceCube планируется ввести в эксплуатацию в 2011г. Как и свой предшественник, мюоно-нейтринный детектор AMANDA, IceCube будет расположен глубоко под антарктическим льдом. На глубине от 1450 до 2450м будут помещены прочные «нити» с прикрепленными оптическими детекторами (фотоумножителями). Каждая «нить» будет иметь 60 фотоумножителей. Оптическая система регистрирует черенковское излучение мюонов высокой энергии, движущихся в направлении вверх (то есть из-под земли). Эти мюоны могут рождаться только при взаимодействии мюонных нейтрино, прошедших сквозь Землю, с электронами и нуклонами льда (и слоя грунта подо льдом, толщиной порядка 1км). Поток мюонов, движущихся сверху вниз, значительно выше, однако они большей частью рождаются в верхних слоях атмосферы частицами космических лучей. Тысячи километров земного вещества служат в качестве фильтра, отсекая все частицы, которые испытывают сильное или электромагнитное взаимодействие (мюоны, нуклоны, гамма-кванты и т.п.). Из всех известных частиц только нейтрино могут пройти Землю насквозь. Таким образом, хотя IceCube расположен на Южном полюсе, он детектирует нейтрино, приходящие с северной полусферы неба.

Название детектора связано с тем, что общий объем использующегося в нем черенковского радиатора (льда) в проектной конфигурации достигнет 1 куб. км.

Нейтринные телескопы IceCubeAmanda. Установка для регистрации ШАЛ IceTop и

Внешний вид сенсоров, вмораживаемых в лед

Исследования, планируемые на IceCube

Детектирование нейтрино

Хотя проектный темп регистрации нейтрино детектором невелик, угловое разрешение достаточно хорошее. В течение нескольких лет ожидается построение карты потока высокоэнергичных нейтрино из северной небесной полусферы.

Источники гамма-излучения

Столкновение протонов с протонами либо с фотонами обычно порождает элементарные частицы пионы. Заряженный пион распадается главным образом на мюон и мюонное нейтрино, в то время как нейтральный пион обычно распадается на два гамма-кванта. Потенциально поток нейтрино может совпадать с потоком гамма-квантов для таких источников, как гамма-всплески и остатки сверхновых. Данные, полученные с помощью обсерватории IceCube, объединенные с данными таких детекторов высокоэнергичных гамма-квантов, как HESS и MAGIC, помогут лучше понять природу этих явлений.

Теория струн

Учитывая мощность и местоположение обсерватории, ученые намерены провести серию экспериментов, призванных подтвердить либо опровергнуть некоторые утверждения теории струн, в частности - существование так называемого стерильного нейтрино.

3. Телескоп Южного Полюса (South Pole Telescope - SPT)

Проект телескопа SPT стоимостью $19,2 млн был профинансирован Национальным научным фондом (National Science Foundation) при поддержке Фонда Кавли (Kavli Foundation) и Фонда Гордона и Бетти Мур (Gordon and Betty Moore Foundation).

Высота телескопа составляет 22м, а вес - 280т. Первоначально он был собран и протестирован в Килгоре, штат Техас, затем разобран, доставлен на корабле в Новую Зеландию, а оттуда - самолетом LC-130 на Южный Полюс. Как и любой проект в Антарктиде, SPT прошел через длинную и сложную логистическую цепь, протянувшуюся через весь мир. После доставки, с ноября 2006г. группа ученых под руководством Стива Падина (Steve Padin), сотрудника Чикагского университета, работала над сборкой телескопа. В настоящее время SPT является крупнейшим астрономическим инструментом на американской исследовательской станции Амундсен-Скотт.

SPT был разработан для проверки гипотезы «горячей Вселенной».

Модель рождения Вселенной в Большом взрыве с последующим ее расширением сейчас считается практически общепризнанной научным сообществом. Большую роль в этом сыграли данные, полученные, в том числе, с КА MAP (Microwave Anisotropy Probe - Зонд для исследования анизотропии микроволнового излучения) который был запущен 30 июня 2001г. и с 10 августа 2001г. начал измерения на орбите вблизи точки либрации L2 системы Солнце-Земля. Его задачей является составление детальных карт реликтового излучения, или микроволнового фона Вселенной. 11 февраля 2002г., непосредственно перед обнародованием первых результатов, аппарат MAP был назван в честь научного руководителя его основного прибора - физика и космолога, профессора Принстонского университета Дэвида Уилкинсона (David T. Wilkinson), который скончался в сентябре 2002г. После этого спутник стал известен под названием WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe).

Сингулярное состояние Вселенной, разрушение которого и именуется Большим взрывом, пока не может быть описано даже теоретически. Классическое (неквантованное) пространство-время началось через 10-43 сек после Большого взрыва. Далее последовала стадия инфляции (10-42…10-36 сек), когда материя находилась в состоянии «фальшивого вакуума» с сильнейшим отрицательным давлением. Отрицательное давление, «масса» которого превышала по абсолютной величине обычную массу, вызвало экспоненциальное расширение Вселенной на много порядков. Квантовые флуктации первичного «вакуума» из-за инфляции растянулись до такой степени, что стали зародышами будущих галактик и их скоплений.

Стадия инфляции закончилась распадом состояния фальшивого вакуума с преобразованием его потенциальной энергии в массу элементарных частиц («кварковый суп») и их кинетическую энергию. Температура этого «супа» составляла примерно 1028…1029К. Далее расширение Вселенной шло по инерции; в процессе расширения она остывала.

При снижении температуры до 1011 кварки объединились в протоны и нейтроны, а на 1010…109 образовались и самые легкие атомные ядра (гелий, литий). Эта эпоха нуклеосинтеза закончилась через 100-200 сек после Большого взрыва.

Итак, появилось привычное нам вещество, но существовало оно еще в виде плазмы. Лишь при снижении температуры до 3000К произошла рекомбинация - протоны и электроны объединились в атомы водорода. Этот момент называют также эпохой последнего рассеяния, или просветления, или отделения излучения от вещества. Дело в том, что плазма рассеивает фотоны, а нейтральное вещество пропускает. И когда речь идет о реликтовом излучении, имеют в виду именно фотоны, испущенные на «поверхности последнего рассеяния» и «остывшие» к настоящему времени до 2,7К. Количество их в настоящее время - примерно 410 в 1 см3.

Распределение температуры реликтового излучения по небу прямо соответствует температурам на поверхности последнего рассеяния, в эпоху рекомбинации водорода. Именно эту картину - мгновенный тепловой снимок Вселенной в возрасте 380 тысяч лет - мы и видим на рис.

Это карта анизотропии реликтового излучения, составленная по данным за первый год наблюдений КА WMAP. Красный и синий цвета соответствуют отклонению температуры излучения на ±200 мкК от среднего значения 2,725К. Вверху - аналогичная карта по измерениям с КА COBE (НК №8, 2001). Легко заметить их хорошее совпадение.

Судьба Вселенной зависит от того, насколько близка плотность массы и энергии к критической плотности, определяемой через фундаментальные константы. Данные WMAP в сочетании с другими измерениями постоянной Хаббла говорят о том, что отношение плотности к критической W tot = r /r crit если и отличается от 1, то на очень малую величину. Это означает, что геометрия Вселенной евклидова (пространство не имеет кривизны), Вселенная бесконечна, а наблюдаемое ее расширение никогда не сменится сжатием.

На обычное вещество из протонов, нейтронов и электронов приходится лишь 4,4% всей материи. Еще 22% представляют собой массивную материю неизвестной природы, которую мы пока не можем наблюдать непосредственно, но обнаруживаем по движению видимого вещества в галактиках. Наконец, около 73% материи - три четверти - приходится на «скрытую энергию».

В отношении обычного барионного вещества полученное значение (4.4%) хорошо стыкуется с проведенными экспериментами по определению относительной концентрации первичного гелия. Очень важно, что эксперимент WMAP определяет долю обычного вещества на момент рекомбинации (z=1089), а данные по первичному гелию относятся к гораздо более ранней эпохе нуклеосинтеза (z=109) - и, тем не менее, их результаты совпадают.

Суммарная доля видимой и скрытой массы, определенная ранее как 27±6% по скорости вращения галактик, точно соответствует данным WMAP. Теоретически были известны два основных кандидата на «должность» скрытой массы - гипотетические элементарные частицы аксионы или нейтралино («холодная скрытая масса») и нейтрино со значительной массой покоя («горячая скрытая масса»). Но эпоха реионизации z=20, полученная командой WMAP, ставит крест на второй из этих гипотез. «Горячая скрытая масса» движется слишком быстро, и первые компактные объекты в этом случае не сформировались бы ранее z=8. Природу холодной скрытой массы, однако, еще предстоит выяснить.

Что же до скрытой энергии (которую пришлось ввести для объяснения обнаруженного в 1998г. ускорения расширения Вселенной и которая, как это теперь ясно, является ее доминирующим компонентом), на ее место также имеется два кандидата. В одном случае речь идет о космологическом члене L из уравнений общей теории относительности, рассматриваемом как новая фундаментальная константа. В другом вместо космологического члена пытаются ввести т.н. «квинтэссенцию» - форму материи с отрицательным давлением, связанную с неким скалярным полем. Не то чтобы теоретики в деталях представляли физику той и другой теории, но уравнения состояния этих двух типов скрытой энергии различны. Так вот, один из результатов WMAP - это ограничение на уравнение состояния, которому квинтэссенция, по-видимому, не удовлетворяет.

Постоянная Хаббла описывает скорость расширения Вселенной и указывает на ее возраст. Значение 71 км/с·Мпк точно соответствует опубликованным в 2001г. результатам группы Фридмана, работавшей на Космическом телескопе имени Хаббла (72 км/с·Мпк) по сверхновым типа Ia, по поверхностной яркости галактик методом Тулли-Фишера и другим индикаторам расстояний. Это совпадение тем более замечательно, что те и другие исследователи изучали совершенно разные объекты и пользовались различными моделями. Несколько меньшие значения, находящиеся, однако, в пределах погрешности, дают наблюдения гравитационного линзирования, эффекта Сюняева-Зельдовича и др.

Найденное значение возраста Вселенной неплохо согласуется с недавними результатами, полученными по теоретическим моделям нуклеосинтеза (15,6±4,6 млрд лет), по соотношениям радиоактивных изотопов (от 12,5 до 15,6 млрд лет), по возрасту звезд в шаровых скоплениях (от 11 до 16 млрд лет для различных скоплений) и температуре самых холодных белых карликов в этих скоплениях (12,7±0,7 млрд лет).

Процесс реионизации - повторного возникновения плазмы после рекомбинации и образования нейтрального водорода - теория связывает с возникновением первых звезд. По данным WMAP, реионизация относится к времени 180 млн лет после Большого взрыва. Это весьма неожиданный результат: ранее считалось, что первые звезды образовались намного позднее.

В данных WMAP за первый год были обнаружены также 208 точечных источников микроволнового излучения, причем 203 из них (за исключением самых «ненадежных») отождествлены с известными объектами.

SPT апертурой 10 метров «работает» в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах волн (cosmic microwave background, CMB) от 0,3 до 3 мм и предназначен для исследования флуктуаций реликтового излучения на основе эффекта Сюняева-Зельдовича. Природа этого эффекта очень проста: это рассеяние фотонов реликтового излучения горячим электронным газом, находящимся в богатых скоплениях галактик, которое искажает чисто чернотельный спектр этого излучения.

16 февраля 2007г. состоялся первый тестовый запуск телескопа: с его помощью было получено изображение планеты Юпитер. Несмотря на то, что до окончания полярного дня тогда оставалось больше месяца, изображения получились вполне качественными, поскольку инструмент предназначен для исследования неба в таком диапазоне волн, для которых дневной свет не является помехой.

Указанные диапазоны намного более чувствительны к влажности и запыленности атмосферы - а именно по этим показателям именно эта область Антарктиды представляет собой оптимальное место для наблюдений.

SPT способен вести быструю съемку больших участков неба. С начала ввода в эксплуатацию в 2007г. астрофизики в ходе поиска обнаружили три скопления галактик. По мнению ученых, точный подсчет их массы и возраста поможет дать независимое подтверждение модели расширяющейся Вселенной.

С обобщенными результатами и предполагаемыми перспективами исследований реликтового излучения (СМВ) вы можете ознакомиться в переводе на русский язык меморандума от 14 февраля 2009г. «Наблюдение эволюции Вселенной».

При подготовке использовались материалы Интернет:

http://astro.uni-altai.ru

http://pole.uchicago.edu

http://www.astronomer.ru

http://astro.uchicago.edu

http://www.restoran.us

http://astro.uchicago.edu

http://astro.websib.ru

http://oboffsem.ru

http://upload.wikimedia.org

http://www.popmech.ru

http://livescience.ru

http://www.eurekalert.org

http://www.sao.kchr.ru

http://pole.uchicago.edu

http://www.membrana.ru

http://pole.uchicago.edu

http://www.novosti-kosmonavtiki.ru

http://www.astronet.ru

http://timeorigin21.narod.ru

http://physics.kgsu.ru

Рейтинг публикации:

64

Комментарии (1) | Распечатать

Добавить новость в: